Die Sonne, "unser Stern", macht das Leben auf unserem Planeten erst möglich.

Die Sonne steht im Zentrum unseres Planetensystems und bestimmt mit ihrer Schwerkraft die Bewegung aller Planeten, Asteroiden, Kometen und Meteoroiden, die sie mit ihrem Licht beleuchtet und dadurch überhaupt erst sichtbar macht. Um ihren Durchmesser von annähernd 1,4 Millionen km nachzustellen, müsste man 109 Erdkugeln wie Perlen auf eine Schnur reihen, und rund 330 000 Erdkugeln waren erforderlich, um ihre Masse aufzuwiegen.

Sichtbarkeit


Die Sonne ist das hellste Objekt am irdischen Himmel: Mit einer scheinbaren Helligkeit von -26,7 Grössenklassen leuchtet sie rund 10 milliardenmal heller als Sirius, der hellste Fixstern am Nachthimmel - so hell, das man nicht ungeschützt in die Sonne blicken darf! Wer es dennoch versucht, riskiert schmerzhafte Schaden auf der Netzhaut, die im Ernstfall zu dauerhaften Beeinträchtigungen des Sehvermögens führen! Auch mit blossem Auge sollte man die Sonne nur durch ein ausreichend starkes Filter betrachten, das auch die gefährliche, weil unsichtbare Infrarotstrahlung abhält. Viel gibt es mit blossem Auge auf der Sonne ohnehin nicht zu sehen - allen falls hin und wieder mehr oder minder kleine dunkle Flecken, die im Laufe einiger Tage langsam über die Sonnenscheibe hinwegwandern.
Was für die Beobachtung der Sonne mit blossem Auge gilt, muss bei der Beobachtung mit einem Fernglas oder Teleskop mit noch viel stärkerem Nachdruck wiederholt werden:

Auf gar keinen Fall darf man mit einem solchen optischen Gerät ungeschützt die Sonne betrachten - es wäre mit ziemlicher Sicherheit das letzte, was man gesehen hat!!!

Ausreichenden Schutz bieten lediglich geeignete Metallfolienfilter oder metallbedampfte Glasfilter, die vor dem Objektiv angebracht sind und so verhindern, das die Sonnenstrahlung, auch nur eine Chance der Bündelung erfährt: ausreichend Schutz bieten ausserdem sogenannte Helioskope, die zwischen Objektiv und Okular gesetzt werden können und den grössten Teil (mehr als 99 Prozent) des ankommenden Lichtes seitlich aus dem Strahlengang heraus lenken - sie erfordern allerdings nachgeschaltet noch eine weitere Reduzierung der Strahlungsintensität, zum Beispiel durch zwei zueinander drehbare Polarisationsfilter.

Nicht minder geeignet - und vor allem wesentlich preiswerter - ist schliesslich die indirekte Beobachtung der Sonne, auch als Projektionsmethode bekannt: Man lenkt das gebündelte Sonnenlicht vom Okular auf ein Stück weisses Papier, weissen Karton oder einen Sonnenprojektionsschirm. Wenn man dann das projizierte Sonnenbildchen scharfstellt, können gleich mehrere Beobachter die Sonne bequem betrachten.


Sonnenflecken


Meist sind dann ein paar dunkle Flecken auf der Sonne zu erkennen, Sonnenflecken eben. Ihre Entdeckung zu Beginn des 17. Jahrhunderts war damals eine Sensation, hatte man doch bis dahin geglaubt, die Sonne sei ein makelloses, vollkommenes Himmelsobjekt: Die "Makel" auf der Sonne - und vor allem ihr Kommen und Gehen - öffneten den Forschern die Augen, machten sie doch deutlich, dass auch die himmlischen Objekte der irdischen Vergänglichkeit unterlagen.

Die Zahl der sichtbaren Sonnenflecken folgt einem etwa elfjährigen Zyklus, der 1843 von dem Dessauer Amateurastronomen Samül Heinrich Schwabe entdeckt wurde: Zu Zeiten eines Sonnenfleckenmaximums treten die Flecken oft in grösseren Gruppen auf, die dann mitunter sogar mit blossem Auge (Schutzfilter nicht vergessen!) erkannt werden können; in den Monaten um ein Fleckenminimum wird man dagegen oft vergeblich nach ihnen Ausschau halten. Doch selbst dann erscheint die Sonnenscheibe im Fernrohr oder auf dem Projektionsschirm keineswegs gleichmässig hell. Bei genauerem Hinsehen wird man vielmehr bemerken, das die Helligkeit der Sonne zum Rand hin abnimmt. Diese Randverdunklung erklärt sich aus den optischen Eigenschaften eines heissen Gases: Je heisser und dichter ein Gas ist, desto weniger durchsichtig erscheint es.


Mit anderen Worten kann das Licht der Sonne nur einen begrenzt langen Weg durch das Sonnengas nehmen. Da wir am Sonnenrand aber zunehmend "schräger" auf die Sonne blicken, erreicht uns von dort nur das Sonnenlicht aus einer grösseren Höhe, wo das Gas bereits vier kalter ist und es entsprechend weniger Licht aussendet.

Aus dem gleichen Grunde übrigens erscheint die Sonne scharf begrenzt - bei einem Gasball eigentlich überraschend: Da das Sonnengas erst ab einer bestimmten Temperatur und Dichte "durchsichtig" wird, sehen wir nur das Licht, das aus einer etwa 200 km dicken übergangsschicht, der Photosphare (= "Lichtsphäre"), stammt. Aus einer Entfernung von rund 150 Millionen km betrachtet erscheint diese Photosphäre unter einem Winkel von nicht einmal 0,3" zu wenig, um als "Schicht" zu wirken.

Über der auch als Sonnenoberfläche bezeichneten Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre, deren kühlere Gase dem Sonnenspektrum die markanten Bottom unterlagen. Sie ist einiger aussendet km dick und get mehr oder minder macht in die ausserdem Sonnengas über, die so genannte Korona. Dort steigt die Temperatur aus noch nicht ganz geklärten Gründen bis auf einige Millionen Grad an.

Mitunter erkennt man in der dunkleren Randzone der Sonne unregelmässig geformte hellere Gebiete; sie werden als Fackeln bezeichnet und treten meist in Verbindung mit Sonnenflecken auf, sind aber oft schon Tage vorher und Wochen später noch zu beobachten.

Wenn die Luft ruhig ist und die Vergrösserung stark genug, erscheint die Sonnenoberfläche leicht gekörnt, von einem Netz feiner dunkler Linien unterschiedlicher Dicke überzogen. Diese Granulation ist der sichtbare Ausdruck der Konvektionsströmungen nahe der Sonnenoberfläche, wie man sie auch bei kochendem Wasser oder brodelndem Fett beobachten kann: Das heisse Gas aus dem Sonneninnern steigt in (nach irdischem Masstab) grossen Blasen auf, kühlt sich an der Sonnenoberfläche ab und sinkt dann an den dunkleren Rändern wieder nach unten; die mittlere "Lebensdauer" einer solchen Granule beträgt nur wenige Minuten, ihr Durchmesser etwa 1000 km.

Sonnenflecken sind um einiges grösser. Sie bestehen in der Regel aus einem tiefschwarz erscheinenden, mitunter auch strukturierten Innenfleck, der so genannten Umbra, und einem mehr oder minder breiten Aussenrand, der meist eine starke radiale Faserung aufweist; bei kleinen Flecken kann diese Penumbra auch fehlen.

Der optische Eindruck täuscht allerdings, denn Sonnenflecken sind alles andere als schwarz.

Wenn man einen Sonnenfleck aus der Sonne heraustrennen und an den Nachthimmel hängen konnte, so wäre er heller als der Vollmond. Das tiefschwarze Aussehen ist nur eine Folge des starke Kontrast: Waren die August Sonnenoberfläche eine Temperatur von etwa 5 850 'C besitzt, ist das Gas in den Sonnenflecken ungefähr 1500 bis 2000 Grad kühler, aber immer noch ähnlich heiss wie an der Oberfläche eines roten Riesensterns.

Nahaufnahme eines Sonnefleckens
Quelle: Nasa

Aus der Wanderung der Sonnenflecken von links nach rechts haben die Astronomen schon früh die Rotationsdauer der Sonne bestimmen können. Dabei fiel ihnen auf, das die Sonne sich in den äquatornahen Bereichen schneller dreht als zu den Polgebieten hin: Bezogen auf die Sterne dafür eine Sonnenrotation bei 17' solarer Breite 25,38 Tage (siderische Rotationsdauer); weil sich die Erde in diesem Zeitraum um rund 25' (im gleichen Rechts) weitere hat, sehen wir die gleiche heliografische Länge aber erst nach 27,275 Tagen wieder über die Mitte der Sonnenscheibe ziehen (synodische Rotationsdaür). Ausserdem fanden die Sonnenforscher, das die Flecken im Verlaufe eines Zyklus zunächst in mittleren solaren Breiten, später dann immer näher zum äquator hin auftreten, während Bereiche jenseits von etwa 40' solarer Breite so gut wie nie vom "Fleckfieber" befallen werden.

Sonnenflecken treten meist paarweise oder in grösseren Gruppen auf. Solche Fleckengruppen, die im Maximum durchaus 1 Promille der sichtbaren Sonnenoberfläche bedecken können, entwickeln sich zumeist innerhalb weniger Tage aus einem kleinen Grüppchen. Zunächst kann man eine Verdichtung auf zwei Zentren beobachten, wobei allgemein der in Rotationsrichtung voranziehende Fleck als p-Fleck (engl. preceding), der nachfolgende als f-Fleck (engl. following) bezeichnet wird. Die Verbindungslinie zwischen beiden verläuft normalerweise nicht parallel zum Sonnenäquator - vielmehr ist der p-Fleck meist etwas näher am äquator als der f-Fleck.

In den folgenden Tagen driften diese beiden Zentren dann ziemlich rasch bis auf 10' oder sogar I5' auseinander, und der Zwischenraum wird meist von kleineren Flecken aufgefüllt; unterdessen können beide eine Mehrfachumbra entwickeln, die jeweils von einer gemeinsamen Penumbra umgeben ist. Die grösste Ausdehnung wird meist nach zehn bis 14 Tagen erreicht, und danach zerfällt und verschwindet in der Regel zunächst der f-Fleck, während der p-Fleck sich nur langsam zurückbildet und oft noch wochenlang weiterbestehen kann, ehe auch er sich schliesslich auflöst.

Wer die Sonne regelmässig auf Flecken absucht, wird seine Fleckenstatistik mit den Ergebnissen anderer Beobachter vergleichen wollen. Dazu hat der Zürcher Astronom Rudolf Wolf im 19. Jahrhundert die Fleckenrelativzahl eingeführt, die noch heute als Mass für die Fleckenaktivität der Sonne benutzt wird. Bezeichnet man mit "f "die Zahl aller sichtbaren Flecken und mit g die aller Fleckengruppen, dann ist R = 10 x g + f , die gesuchte Relativzahl. Natürlich hängt sie vom verwendeten Teleskop (und von der Erfahrung des Beobachters) ab und muss daher noch mit einem "persönlichen" Korrekturfaktor versehen werden, den man aus dem Vergleich der eigenen Aufzeichnungen mit den international veröffentlichen Werten ermitteln kann.


Filterbeobachtung


Bis in die Mitte des 19. Jahrhunderts musste sich die Beobachtung der Sonne auf das Zahlen von Sonnenflecken beschränken. Weitere Details waren allenfalls während der kurzen Minuten einer totalen Sonnenfinsternis zu erkennen, so zum Beispiel die grünlich schimmernde Korona, die sich als Strahlenkranz um den dunklen Mond legte, oder die rötlichen "Flammen", die bei solchen Gelegenheiten mitunter über den Mondrand hinausragten und deshalb Protuberanzen genannt wurden. Mit Hilfe der aufkommenden Spektralanalyse fanden die Astronomen bald heraus, dass diese Protuberanzen Wolken heissen Gases sind, die in weiten Bogen die Sonnenoberfläche überspannen. Die Spektroskopie erlaubte schliesslich auch eine neu Form der Sonnenbeobachtung, denn mit einem Spektrohelioskop und dem von George Ellery Hale entwickelten Spektroheliographen konnte die Sonne im Lichte einzelner Spektrallinien betrachtet beziehungsweise fotografiert werden. Nun liess sich zum Beispiel die Verteilung und Temperatur einzelner Gase in der Sonnenatmosphäre vermessen.

Solche Spektroheliogramme zeigen nicht nur die Granulation deutlicher, sondern auch zusätzliche Phanomene wie zum Beispiel helle Zonen (PIages, mitunter auch als chromo sphärische Fackeln bezeichnet) in der Nahe von Sonnenflecken oder lange, oft geschwungene und dunkel erscheinende Bogen (Filamentre) sowie vereinzelt auftretende, mehr oder minder lange Blitze (flares). Während die Filamentre nichts anderes als Protuberanzen sind, die wegen ihrer niedrigeren Temperatur das Licht der darunterliegenden Photosphäre weitgehend verschlucken und daher vor der Sonnenscheibe dunkel erscheinen, sind Flares Anzeichen einer besonders heftigen Aktivität.

H-Alpha-Filter zur Beobachtung der Sonne im Licht des Wasserstoffs (im Bereich der sogenannten H-Alpha-Linie bei 636,5 nm; 1 nm [Nanometer] = 1 Milliardstel Meter) werden längst zu auch für Amateurastronomen halbwegs erschwinglichen Preisen angeboten. Sie zeigen neben Strukturen vor der Sonnenscheibe auch Protuberanzen am Sonnenrand, die sonst nur mit Hilfe eines Koronographen sichtbar werden.

Nachdem Hale zu Beginn des 20, Jahrhunderts die Sonnenflecken als sichtbaren Ausdruck starker Störungen im Magnetfeld der Sonne erkannte, bemühen sich die Sonnenforscher um eine ganzheitliche Beschreibung der Sonnenaktivität, die viel mehr Phänomene als nur den bekannten Fleckenzyklus umfasst:

Radiostrahlungsausbruche, eruptive Protuberanzen, koronale Materieauswilrfe und Sonnenwindböen sind nur einige davon, die sich noch dazu mehr oder minder direkt auf die Erde, ihr Magnetfeld und die Atmosphäre auswirken; dabei sind Polarlichter noch die harmloseste Form.


Die Sonne in Zahlen